a r X i v :a s t r o -p h /9802078v 1 6 F e
b 1998
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High energy properties of X–ray sources observed with BeppoSAX
F.Frontera a ,b ,D.Dal Fiume b ,
G.Malaguti b ,L.Nicastro b ,M.Orlandini b ,E.Palazzi b ,E.Pian b ,F.Favata c ,A.Santangelo d ,
a Dipartimento di Fisica,Universit`a di Ferrara,Via Paradiso 12,44100Ferrara,Italy b
Istituto Tecnologie e Studio Radiazioni Extraterrestri (TeSRE),C.N.R.,via Gobetti 101,40129Bologna,Italy
c
Astrophysics Division,Space Science Department of ESA,ESTEC Keplerlaan 1,2200AG Noordwijk,The Netherlands
d
Istituto Fisica Cosmica e Applicazioni all’Informatica (IFCAI),C.N.R.,via La Malfa 153,90146Palermo,Italy
We report on highlight results on celestial sources observed in the high energy band (>20keV)with BeppoSAX .In particular we review the spectral properties of sources that belong to di?erent classes of objects,i.e.,stellar coronae (Algol),supernova remnants (Cas A),low mass X–ray binaries (Cygnus X–2and the X–ray burster GS1826–238),black hole candidates (Cygnus X–1)and Active Galactic Nuclei (Mkn 3).We detect,for the ?rst time,the broad-band spectrum of a stellar corona up to 100keV;for Cas A we report upper limits to the 44Ti line intensities that are lower than those available to date;for Cyg X–2we report the evidence of a high energy component;we report a clear detection of a broad Fe K line feature from Cyg X–1in soft state and during its transition to hard state;Mkn 3is one of several Seyfert 2galaxies detected with BeppoSAX at high energies,for which Compton scattering process is important.
1.INTRODUCTION
High energy properties of celestial X–ray sources give important information to understand their radiation mechanisms and the energetic pro-cesses occurring in them and/or in their environ-ments.
Hard X–ray emission (>20keV)is currently observed from several classes of X–ray sources.Galactic X–ray sources that are known emitters of hard X–rays include black-hole candidates,X–ray pulsars,weak-magnetic-?eld neutron stars in Low Mass X–ray Binaries (LMXRBs),mainly X–ray bursters (XRBs),Cataclismic Variables (CV),in particular Polars,Crab-like supernova remnants.High energy spectra of black-hole candidates (BHC)have permitted to infer the presence of Comptonization processes of soft photons occur-ring close to the black-hole (e.g.,in a disk corona).XRBs,that are weakly magnetized neutron stars (with surface ?eld intensity B ≤1010–
1011G),turned out to be hard X–ray emitters,once the sensitivity of the high energy instru-ments was increased at the 10mCrab level (see [1]for a recent review).From their spectral proper-ties,similarities with and diversities from BHCs have been inferred,like the presence of an accre-tion disk that can extend,as in the case of BHC,close to the surface of the compact object,and the presence of an additional component of soft photons that,unlike in BHCs,originates from the neutron star surface and can be a major source of thermal emission and electron cooling through Comptonization.
X–ray pulsars are well known emitters of hard X–rays.Observations in the hard X–ray band are relevant in order to get a measurement of the magnetic ?eld intensity at the neutron star sur-face.Even if current models of the X–ray spec-trum of these objects are still unsatisfactory at high energies,the measurement of cyclotron reso-nance features gives a direct estimate of the inten-
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Figure1.Uni?ed model for AGNs.Adapted from [4].
sity of the neutron star magnetic?eld strength[2]. Emission from young shell-like supernova rem-nants mainly extends to low energies(<20keV). Detection of hard X–rays with determination of their spectral properties can provide important information on the emission mechanism(thermal vs.non thermal,like synchrotron radiation). From stellar coronae,apart the Sun,hard X–rays have never been observed.As we will see, this gap has been?lled with BeppoSAX. Among the extragalactic X–ray sources,hard X–ray emission is observed from Active Galactic Nuclei(AGNs),that include Seyfert galaxies of both types(1and2),radio quiet QSOs and ra-dio loud QSOs(which include blazars).A great e?ort is currently under way to interpret the dif-ferent classes of AGNs in a uni?ed scheme,which is sketched in Fig.1.The basic energy production mechanism is accretion of matter onto a massive black hole(≈108M⊙)via an accretion disk.A massive toroid of larger radius(in the range from several parsecs to few tens of parsecs[3])is as-sumed to surround the accretion disk.Depending on the con?guration of the disk with respect to the toroid,on their relative sizes and distances, and on the viewing angle,an AGN should show di?erent observational features and thus fall in one of the di?erent classes above mentioned. The above scheme is being tested also for stellar-mass black holes(e.g.,Cygnus X–1).Thus the uni?ed scheme can be a general picture to in-terpret galactic and extragalactic black holes,ac-creting matter via an accretion disk.Given many similarities in the X–ray emission from stellar mass BHs with low-magnetic-?eld neutron stars in LMXRBs,the uni?ed scheme now applied to AGNs could be extended to several classes of X–ray sources.Hard X–ray spectral properties of these sources can provide unique information to diagnose the presence of a black hole versus a weak-magnetic-?eld neutron star,to test the uni-?ed model for AGNs and its validity for stellar mass BHCs.
Thank to a broad energy band of operation (0.1–300keV)and a uniform?ux sensitivity in this range,BeppoSAX[5]has the unmatched ca-pability of simultaneously sampling the spectrum of X–ray sources over more than three decades of energy.
The SAX/PDS instrument[6],with a sensitiv-ity of about1mCrab at100keV,allows an accu-rate determination of the spectrum of many X–ray sources at the highest energies(13–200keV). For the brightest sources(>10mCrab),the HPGSPC instrument(6–60keV)[7]provides the spectral coverage necessary to match the infor-mation provided by the low energy instruments LECS(0.1–10keV)[8]and MECS(2–10keV)[9] telescopes and the PDS.
Here we review some relevant results obtained with BeppoSAX during its Performance Veri?-cation Phase and?rst year Core Program,with particular focus on the PDS instrument.The spectral deconvolution was performed with the XSPEC software package,by using the instru-ment response function distributed from the Bep-poSAX Scienti?c Data Center.
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Figure 2.Count rate spectrum of Algol dur-ing the maximum of a long ?are as observed by BeppoSAX .Superposed is the best ?t thermal model [12].
2.HIGHLIGHT RESULTS
The reviewed sources span a large range of in-tensities and include a stellar corona (Algol),a supernova remnant (Cas A),two LMXRBs,one of which (Cygnus X–2)is a Z source and the other (GS1826–634)is an X–ray burster,a BHC (Cygnus X–1)observed in two di?erent spectral states and the Seyfert 2galaxy Mkn 3.
2.1.Algol
The general nature of stellar coronae as a class of thermal soft X–ray emitters was already estab-lished with the Einstein observatory [10].The extensive observations with soft X–ray telescopes (Einstein ,ROSAT)has shown that the typical peak plasma temperatures in the more active sources are of the order of a few keV,although during intense ?ares their X–ray luminosity and
coronal temperatures increases strongly,leading to the expectation that hard X–rays may be de-tected.This phenomenon has been con?rmed during the recent observation with BeppoSAX of Algol [11].Algol is a binary system composed by a B8V and a K2IV star,with a binary period of 2.9days.BeppoSAX observed the complete evo-lution of a large ?are,lasting about 1day.During the ?are the soft (0.1–10keV)X–ray luminosity increased by a factor more than 20.The source spectrum measured with LECS and PDS instru-ments during the peak of the ?are is shown in Fig.2.The ?are spectrum is reasonably described with a two component emission model from a hot di?use gas (MEKAL model in XSPEC)[12].The preliminary analysis shows no evidence for the presence of a non-thermal component,up to high-est observed energies.The characteristic temper-atures of the ?are spectrum are of the order of ～2×107and ～1×108?K.Further details of this observation are described in [11].
2.2.Cas A
The supernova remnant Cas A was observed with BeppoSAX on August 6,1996.A non-thermal high-energy component in the X–ray emission from the source has been clearly de-tected [13].The broad-band (0.5–100keV)X–ray spectrum of the source (see Fig.3)is modeled using the sum of three components:one Non-Equilibrium of Ionization (NEI)plasma compo-nent representing the emission from the ejecta;one NEI component representing the emission from the shocked material surrounding the cir-cumstellar medium;a power law (PL)compo-nent to model hard X–ray emission.Best ?t parameter values of the PL are a photon index
of 2.95+0.10
?0.05and a normalization parameter of 0.69ph cm ?2s ?1keV ?1at 1keV.The power law high energy component is very likely of syn-chrotron origin [14].It gives a sizeable contribu-tion at lower energies,being comparable in inten-sity to the thermal continuum at the position of the Fe K complex.
The search for radioactive emission lines due to 44Ti formed during the supernova explosion gives a 2σupper limit to the intensity of the line at 68keV of 1.3×10?5ph cm ?2s ?1and
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Figure3.Deconvolved spectrum of
Cas A.The
di?erent components are shown.From[13].
an upper limit a factor about10times lower (4.4×10?6ph cm?2s?1)at78keV.A99%up-per limit of8.6×10?5ph cm?2s?1for both lines was given by[15]with OSSE and a similar value was obtained with RXTE[16].
2.3.CYGNUS X–2
The LMXRB Cygnus X–2is a member of a binary system(binary period of9.84days),con-sisting of a low-magnetic-?eld neutron star and a late type low-mass(～0.7M⊙)star V1341 Cyg[17,18,19].It is classi?ed as Z source,on the basis of its X–ray colour-colour spectral be-haviour[20,21].Its low-energy continuum spec-trum,measured with the EXOSAT satellite,can be?tted with a Comptonization model(kT= 3.7keV,optical depthτ=9.4)plus a black body component(kT=1.21keV)[22].An emission Fe K line was?rst detected with the Tenma[23] and EXOSAT[24]satellites and,later on,it was resolved with the Broad Band X–ray Telescope Figure4.Top:2–200keV count rate spectrum of Cygnus X–2with superposed the best?t model (see text).Bottom:residuals with respect to the model.
(BBXRT)which detected a broad(FWHM= 0.97keV)line with centroid energy6.71keV,and EW=60±27eV[25].
Past high energy observations of Cygnus X–2[26]showed that only a small fraction(about 1%)of the total source luminosity is emitted in hard X–rays.
BeppoSAX observed Cygnus X–2on July23, 1996,during the Science Veri?cation Phase.Re-sults obtained with the LECS instrument have been already published[27].Here we report pre-liminary results of the same observation obtained with MECS and PDS.The on-source exposure times were about40ks for MECS and about20ks for PDS.Figure4a shows the source spectrum in the2–200keV energy band.The broad-band spectrum is not well?t by the low-energy model described above(see Fig.4b),yielding a reduced χ2νof1.62for179degrees of freedom(dof).By
5 adding a power law component to?t the high en-
ergy excessχ2νdecreases to1.51.The?t is still not satisfactory and thus a more suitable model has to be worked out,but this preliminary re-sult shows that a high energy component is very likely present in the data.The preliminary model components and?t parameters are the following: soft blackbody
with kT bb?1.5keV,Sunyaev and Titarchuk[28]Comptonization model with kT ST=3.3keV and optical depthτST≈9keV, high energy power law model with photon index α=1.9±0.7.
We estimated a possible contribution from the galactic ridge to the observed hard tail in the Cygnus X–https://www.doczj.com/doc/9c6768407.html,ing the results from Yamasaki et al.[29],we conclude that this contri-bution is a very small fraction of our10–100keV ?ux.
2.4.GS1826–238
GS1826–238was discovered in September1988 with Ginga[30]at a?ux level of26mCrab in
the1–40keV energy band with a hard power law spectrum(photon indexΓ=1.7).Later on,the source was detected at a7σsigni?cance level with OSSE above50keV with a steep power law spec-trum(Γ=3.1±0.5)[31].The source was op-tically identi?ed with a V19.3star[32].Given that its erratic?ux time variability is reminiscent of that exhibited by Cygnus X–1,the source was classi?ed by Tanaka and Lewin[33]as a black hole candidate.On March31,1997,the Wide Field Cameras(WFC)[34]aboard BeppoSAX detected three X–ray bursts from the source[35],suggest-ing that we are in presence of a weak magnetic ?eld neutron star in a LMXRB.
BeppoSAX again observed the source on Octo-ber6–7,17–18,and27,1997as a target of op-portunity(TOO).The?rst observation was trig-gered by a hard X–ray outburst with a peak?ux of about100mCrab observed with the BATSE experiment aboard CGRO.We report here pre-liminary results obtained during the?rst ob-servation.The exposure time was7.7ks for LECS,21.7ks for MECS and10ks for PDS. The2–10keV?ux level from the source was 5.8×10?10erg cm?2s?1,while at higher ener-gies(20–100keV)was7.9×10?10erg cm?2s?1.Figure5.Top:Broad band count rate spectrum of GS1826–238(1st TOO)with superposed the best?t model(see text).Bottom:residuals with respect to the model.
Figure5shows the broad-band count rate spec-trum of the source.A best?t to the data is ob-tained with an absorbed blackbody(bb)plus a PL with an exponential cut-o?.The best?t pa-rameters are the following:N H=5.1×1021cm?2, kT bb≈1.21keV,PL photon indexΓ≈1.5,high energy cut-o?parameter approximately equal to 40keV.X–ray bursts were observed during both the?rst and the second TOOs.
2.5.CYGNUS X–1
Cygnus X–1is the most convincing example of a binary system that hides a stellar mass BH. As discussed above,AGNs are the best candidate objects to contain massive BH.The Compton re-?ection model used for AGNs is suggested to hold for Cygnus X–1as well(see,e.g.,[36,37]).A test for the validity of this model for Cygnus X–1is the presence of a broad Fe K emission line in the
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Figure 6.Top:Count rate spectrum of Cygnus X–1measured by MECS during the June 25,1996observations.The other BeppoSAX instru-ments were switched o?.Superposed is the best ?t power law model to the continuum (excluded from the ?t the 4.5–8.5keV band).Bottom:ex-cesses from the the model.The broad Fe K line is apparent with no clear evidence of a K edge.
X–ray spectrum of the source as a result of ?uo-rescence from the disk.This line was actually de-tected with EXOSAT/GSPC [38]during a hard X–ray state of the source,but not con?rmed in high resolution observations of Cygnus X–1with the BBXRT [39]and ASCA [40]missions.
BeppoSAX observed the source three times during 1996,on June 22and 25,during which the source was in soft state (SS)and on Septem-ber 12,when the source was going back to its normal hard X–ray state (HS).Final results of these observations will be reported elsewhere [41].Here we report preliminary results on the Fe K line feature.A broad line is observed in all the above observations.Figure 6shows the count rate
spectrum in the 2–10keV band measured with the MECS telescopes during the 25June obser-vation.Only during the ?rst SS observation a Fe K edge is clearly detected (E edge =7.6keV,τmax =0.24).A re?ection component in the con-tinuum spectrum is detected with the HPGSPC detector (8.5–60keV)in both SS and https://www.doczj.com/doc/9c6768407.html,ing a re?ection model for the MECS continuum spec-trum around the Fe line,with the re?ection pa-rameters estimated from HPGSPC,one obtains for the spectral feature during the second SS ob-servation a best ?t with a disk-line model with rest energy at 6.4keV (χ2ν=1.1).In the other observations,a Gaussian line pro?le gives better ?ts,independently of the continuum used (power law with or without a re?ection component).The equivalent width is highest in the ?rst observation (about 1keV)and lower (～300eV)in the other observations,independently of the source state.These results,if interpreted in terms of a Fe K ?uorescence from an accretion disk around a BH,require a di?erent dimension of the emission re-gion.
2.6.Mkn 3
Mkn 3(z =0.0135)is a type 2Seyfert ?rst detected in X–rays by Ginga [42].It was only marginally detected above 50keV with the OSSE experiment aboard the Compton Gamma Ray Observatory [43].
It was observed with BeppoSAX on Novem-ber 26,1996.More details of this observation and results can be found elsewhere [44].The ?ux level measured in the low (2–10keV)energy band is 6×10?12erg cm ?2s ?1,corresponding to 0.28mCrab,while that in the high (20–100keV)band is 1.3×10?10erg cm ?2s ?1,corresponding to 7.6mCrab,with a ratio (High/Low)=27.The high energy spectrum has been determined up to 200keV.Figure 7shows the count rate spectrum of the source in the 0.6-200keV energy band.Pre-liminary results indicate the presence of a soft excess,a prominent Iron K αcomplex and a 15–50keV hump.The heavily (N H ≈1024cm ?2)absorbed primary ionization provides only a few percent of the 2–10keV ?ux,while it dominates above 10keV,in the PDS band.This result can be interpreted in terms of the uni?ed model of
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Figure 7.BeppoSAX spectrum of Mkn 3?tted with an absorbed power law.The residuals indi-cate a strong Fe K line plus a 15–50keV hump.
AGN [44].
3.CONCLUSIONS
Observations of celestial sources with Bep-poSAX show new key results on their high energy (>20keV)spectral properties.
Strong high energy emission has been detected from Algol during 1day long ?are.The emis-sion appears to be the tail of the thermal X–ray radiation.
LMXRBs are known sources of low energy X–ray emission,but the high energy emission is well known only for a small part of them (see a re-cent review by [1]).We detected for the ?rst time a non thermal high energy component from the Z source Cygnus X–2and derived,for the ?rst time with the same satellite,the broad–band (0.1–200keV)photon spectrum of an X–ray burster during a transient hard X–ray outburst.
We expect to be able,using the three observa-tions available,to study the relative behaviour of the high energy components with respect to the low-energy one as a function of the high energy ?ux of GS1826–238.
We have reported the clear detection of a broad Fe K line feature from Cygnus X–1during a soft state of the source and we have discussed its be-haviour for di?erent spectral states.The Fe ?u-orescence emission does not appear to be consis-tent with a constant disk emission region.
As far as the AGNs are concerned,the detec-tion of power laws with strong absorptions at lower energies and re?ection components,is now observed for several Seyfert 2galaxies.We have shown the outstanding example of Mkn 3.REFERENCES
[1]M.Tavani and D.Barret,to appear in Proc.
4th Compton Gamma-Ray Observatory Sym-posium,eds.J.Kurfess and R.Dermer,AIP Conf.Proc Series (1998),in press.
[2] D.Dal Fiume et al.,these proceedings.
[3]J.H.Krolik,P.Madau,and P.T.Zycky,ApJ
420(1994)L57.
[4] C.M.Urry and P.Padovani,PASP 107(1995)
803.
[5]G.Boella et al.,A&AS 122(1997)299.[6] F.Frontera et al.,A&AS 122(1997)357.[7]G.Manzo et al.,A&AS 122(1997)341.[8] A.N.Parmar et al.,A&AS 122(1997)309[9]G.Boella et al.,A&AS 122(1997)327.
[10]G.Vaiana.,J.Cassinelli,G.Fabbiano et al.,
ApJ 244(1981)163.
[11]F.Favata,these proceedings.
[12]R.Mewe,J.S.Kaastra,D.A.Liedahl,Legacy
6(1995)16.
[13]F.Favata et al.,A&A 324(1997)L49.[14]G.E.Allen et al.,ApJL 487(1997)L97.[15]L.S The et al.,ApJ 444(1995)244.
[16]R.E.Rothschild et al.,to appear in Proc.4th
Compton Gamma-Ray Observatory Sympo-sium,eds.J.Kurfess and R.Dermer,AIP Conf.Proc Series (1998),in press.
[17]A.P.Cowley,D.Crampton,and J.B.Hutch-ings,ApJ 231(1979)539.
[18]J.E.McClintock et al.,ApJ 282(1984)794.
8
[19]S.M.Kahn and J.E.Grindlay,ApJ281(1984)
826.
[20]N.S.Schulz,G.Hasinger and J.Tr¨u mper,
A&A225(1989)48.
[21]R.A.D.Wijnands et al.,A&A323(1997)399.
[22]N.E.White,L.Stella and A.N.Parmar,ApJ
324(1988)363.
[23]T.Hirano et al.,PASAJ36(1987)619.
[24]L.Chiappetti et al.,ApJ361(1990)596.
[25]A.P.Smale et al.,ApJ410(1993)796.
[26]G.Matt et al.,ApJ355(1990)468.
[27]E.Kuulkers et al.,A&A323(1997)29L.
[28]R.A Sunyaev and L.G.Titarchuk,A&A201
(1980)379.
[29]Y.Yamasaki et al.,ApJ481(1997)821.
[30]F.Makino,IAU Circ.No.4653(1988).
[31]M.Strickman et al.,A&AS120(1996)217.
[32]D.Barret,C.Motch and W.Pietsch,A&A
303(1995)526.
[33]Y.Tanaka and W.H.G.Lewin in W.G.H.
Lewin,J.van Paradijs and E.P.J.van den Heuvel(eds.),X–ray Binaries,Cambridge University Press,Cambridge,1995,p.126.
[34]R.Jager et al.,A&AS(1998)in press.
[35]P.Ubertini et al.,IAU Circ.6611(1997).
[36]C.Done,J.S.Mulchaey,K.A.Arnaud,ApJ
395(1992)275.
[37]F.Haardt, C.Done,G.Matt and A.C.
Fabian,ApJL411(1993)L95.
[38]P.Barr,N.E.White and C.G.Page,MNRAS
216(1987)65P.
[39]F.A.Marshall,R.F.Mushotzky,R.Petre,and
P.J.Serlemitsos,ApJ419(1993)301.
[40]K.Ebisawa et al.,ApJ467(1996)419.
[41]F.Frontera et al.,in preparation(1998).
[42]H.Awaki et al.,Nature346(1990)544.
[43]W.N.Johnson,private communication
(1997).
[44]G.Malaguti et al.,these proceedings.
こんにちは。（kon ni qi wa） 你好。 こんばんは。（kon ban wa） 晚上好。 おはようございます。（o ha you go za i mas） 早上好。 お休(やす)みなさい。（o ya su mi na sai） 晚安。 お元気(げんき)ですか。（o gen ki de s ka？） 您还好吧，相当于英语的“How are you”，一种打招呼的方式。 いくらですか。（i ku la de s ka？） 多少钱？ すみません。（su mi ma sen） 不好意思，麻烦你…。相当于英语的“Excuse me”。用于向别人开口时。 ごめんなさい。（go men na sai） 对不起。 どういうことですか。（dou iu ko to de su ka?） 什么意思呢？ 山田さんは中国語(ちゅうごくご)が上手(じょうず)ですね。 （ya ma da san wa jiu go ku ko ga zyou zu de su ne） 山田的中国话说的真好。 まだまだです。（ma da ma da de s） 没什么。没什么。（自谦） どうしたの。（dou si ta no） どうしたんですか。（dou si tan de su ka？） 发生了什么事啊。 なんでもない。（nan de mo nai） 没什么事。
ちょっと待ってください。（jou to ma te ku da sai，可以简单地表达为：jou to）请稍等一下。 約束(やくそく)します。（ya ku so ko si ma s） 就这么说定了。 これでいいですか。（korede idesuka ？） 这样可以吗？ けっこうです。（ke kou de s） もういいです。（mou i i de s） 不用了。 どうして。（dou si de） なぜ（na ze） 为什么啊？ いただきます（i ta da ki ma s） 那我开动了。（吃饭动筷子前） ごちそうさまでした。（ko ji sou sa ma de si ta） 我吃饱了。（吃完后） ありがとうございます。（a li ga to go za i ma s） 谢谢。 どういたしまして。（dou i ta si ma si de） 别客气。 本当(ほんとう)ですか。（hon dou de su ka？） 真的？ うれしい。（so ne si i） 我好高兴。（女性用语） よし。いくぞ。（yo si。i ku zo） 好！出发（行动）。（男性用语）
日立LAB-X5000能量色散X射线荧光光谱仪操作规程 1 适用范围 1.1 本操作规程适用于日立仪器公司LAB-X5000能量色散X射线荧光测定仪的操作。 1.2 本操作规程适用于石油产品硫含量的测定。 1.3 本仪器所用分析方法符合方法标准GB/T 17040《石油和石油产品硫含量的测定能量色散X射线荧光光谱法》；ASTM D4294《能量色散X射线荧光光谱法测定石油及石油产品中的硫含量》。 2 仪器操作步骤 2.1 日常样品分析操作步骤 2.1.1 仪器开机：将仪器左侧的电源键开关切换到[丨]“开启”位置，并将钥匙插入仪器右侧的圆形锁中，转到“启用X射线”位置。 2.1.2 点触屏幕下方的“”按键，进入PIN码输入界面。输入标准的操作员PIN码“0000”之后，即出现“就绪”屏幕。这表示仪器已准备好执行分析。 2.1.3 用手指在屏幕上，从上往下滑，唤出主界面。在下拉菜单中，点触“方法”按钮。在跳转的子界面内，点触“选择校正”。 2.1.4 该仪器已建立了“0-150ppm”、“0-1000ppm”、“0.1-5%”三条标准工作曲线，根据预估样品硫含量，选择合适的标准工作曲线。 2.1.5 点触“”以接受输入，并返回“方法”菜单。然后在点触屏幕下方“”，即出现“就绪”屏幕。 2.1.6 打开样品端口上的玻璃盖，并检查辅助安全窗膜是否干净、平坦、无破损。 2.1.7 将装好样品的样品杯插入仪器顶部的样品端口中，盖上样品端口玻璃盖， 按下发光环为绿色的按钮。在跳转的界面中输入样品名称，点触“”，仪器开始分析。 2.1.8 样品旋转离开样品端口并进入X射线的照射路径，开始按钮周围的发光环将熄灭，取消按钮红色发光环亮起，表示仪器正在分析样品。若有必要，按“取消”按钮即可随时停止分析。
日语常用会话100句 1 、はじめまして。初次见面。 2 、どうぞよろしく。请多关照。 3 、よろしくお愿（ねが）いします。请多关照。 4 、こちらこそよろしくお愿（ねが）いします。也请您多关照。 5 、自己（じこ）绍介（しょうかい）いたします。我来自我介绍一下。 6 、これはわたしの名刺（めいし）です。这是我的名片。 7 、わたしは李（り）と申（もう）します。我姓李。 8 、山田（やまだ）さんでいらっしゃいますね。您是山田先生吧！ 9 、私（わたし）は山田（やまだ）です。我是山田。 10 、あのかたはどなたですか。那位是谁？ 11 、こちらは社长（しゃちょう）の松本（まつもと）です。这是我们总经理松本。 12 、彼（かれ）は中国人（ちゅうごくじん）ではありませんか。他不是中国人吗？ 13 、彼（かれ）は中国人（ちゅうごくじん）ではありません。他不是中国人。 14 、彼（かれ）は日本人（にほんじん）です。他是日本人。 15 、あなたも日本人（にほんじん）ですか。你也是日本人吗？ 16 、そうですか。是吗？ 17 、はい。是的。 18 、そうです。是那样的（是的）。 19 、いいえ。不对（不是）。 ?? 20 、そうではありません。不是那样的（不是）。 21 、いいえ、ちがいます。不，不对（不是）。 22 、よくいらっしゃいました。欢迎，欢迎。 23 、お迎（むか）えにきました。来欢迎您了。 24 、出迎（でむか）えに参（まい）りました。来欢迎您了。 25 、お疲（つか）れでしょう。路上辛苦了。 26 、ちっとも疲（つか）れていません。一点也不累。（っ是促音） 27 、それはなによりです。那太好了。 28 、途中（とちゅう）はどうでしたか。旅途顺利吗？ 29 、とても顺调（じゅんちょう）でした。很顺利。 30 、いつ上海（しゃんはい）をたちましたか。什么时候离开上海的？ 31 、日本（にほん）は始（はじ）めてですか。是第一次来日本吗？ 32 、皆（みな）さんのご来访（らいほう）をお待（ま）ちしておりました。我们在等待着各位的光临。 33 、わざわざお出迎（でむか）えしていただき、ありがとうございます。承蒙特意来接，深表谢意！ 34 、お忙（いそが）しいところをありがとうございます。百忙中特意来接，非常感谢！ 35 、日本（にほん）に来（き）た目的（もくてき）は？来日本的目的是什么？
?第1课 “对不起” ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- ～在成田机场①～ ?みか：あのう、すみません。 ?美香：对不起 パスポートが落お ちましたよ （你的）护照掉了。 ?レオ：えっ！ ?莱奥：什么？ ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- ?重点语句 #1 「あのう、すみません」 「あのう、すみません」是和陌生人打招呼时的说法。「あのう」可以唤起对方的注意，以便开始对话。「すみません」是“对不起”的意思。 ?第2课 “谢谢” ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- ～在成田机场②～ ?みか：あのう、すみません。 ?美香：对不起 パスポートが落お ちましたよ （你的）护照掉了。 ?レオ：えっ！ ?莱奥：什么？ ああ、どうもありがとうございます。 啊，谢谢。 ?みか：どういたしまして。 ?美香：不客气。 ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- ?重点语句 #2 「どうもありがとうございます」 「どうもありがとうございます」时表示感谢的较为郑重的说法。「ありがとう」是“谢谢”的意思，在它的前面和后面分别加上「どうも」和「ございます」，语气就变得格外郑重了。当有人向你表示感谢时，你可以回答说「どういたしまして」。 ?第3课 “请多关照” ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- ～在成田机场③～ ?レオ：あのう、ぼくはレオ…。あなたは？ ?莱奥：嗯，我叫莱奥…… 你呢？ ?みか：私わたしはみか、岡田おかだ みかです。 ?美香：我叫美香，冈田美香。 どうぞよろしく。 请多关照。 ?レオ：こちらこそ、どうぞよろしく。 ?莱奥：也请你多多关照。 ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- ?重点语句 #3 「どうぞよろしく」 「どうぞよろしく」是和初次见面的人寒暄时使用的比较简略的说法，一般是在说完自己的姓名之后，再说「どうぞよろしく」。 ?第4课 “我第一次来日本” ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- ～在成田机场④～
附件1 2020年1月广东省自学考试各专业开考课程考试时间安排表 专业代码/名称学历层次专业建设主考学校 （专业课程组） 1月4日1月5日 上午9:00-11:30下午14:30-17:00上午9:00-11:30下午14:30-17:00代码课程名称代码课程名称代码课程名称代码课程名称 020202 税收学（本科）广东财经大学 00069国际税收03403国有资产管理00062税收管理00999政府预算管理 11389财税史00068外国财政 020301K 金融学（本科）深圳大学 （金融） 00079保险学原理 020301K 金融学（本科） 深圳大学 （金融管理） 11743企业组织与经营环境11742商务沟通方法与技能11741市场与市场营销11745战略管理与伦理 11744会计原理与实务11752管理数量方法与分析11750国际商务金融11751企业成本管理会计 11753金融管理综合应用 1
专业代码/名称学历层次专业建设主考学校 （专业课程组） 1月4日1月5日 上午9:00-11:30下午14:30-17:00上午9:00-11:30下午14:30-17:00代码课程名称代码课程名称代码课程名称代码课程名称 020301K 金融学 （本科） 广东金融学院00079保险学原理 020301K 金融学（本科） 华南理工大学 华南农业大学 暨南大学 广东外语外贸大学 华南师范大学 广东财经大学 11743企业组织与经营环境11742商务沟通方法与技能11741市场与市场营销11745战略管理与伦理 11744会计原理与实务11752管理数量方法与分析11750国际商务金融11751企业成本管理会计 11753金融管理综合应用 020304 投资学（本科）广东工业大学 05175税收筹划04762金融学概论08592房地产投资08591金融营销 12326金融理财分析技术与技巧07250投资学原理12327金融理财规划 020401 国际经济与贸易（本科）广东外语外贸大学 广东工业大学 广东财经大学 深圳大学 11465现代公司管理07788国际结算 030101K 法学（本科） 暨南大学 广东财经大学 华南师范大学 （法律） 00229证据法学 2
逝者如斯分享日志日语最基本的100句对话 9月29日 12:47 日语最基本的100句对话 作者： er.已被分享1次评论(0)复制链接 日语最基本的100句对话···会说了，基本上可以应付基本礼仪··· こんにちは。（kon ni chi wa） 你好。 こんばんは。（kon ban wa） 晚上好。 おはようございます。（o ha you go za i mas） 早上好。 お休(やす)みなさい。（o ya su mi na sai） 晚安。 お元気(げんき)ですか。（o gen ki de s ka？） 您还好吧，相当于英语的“How are you”，一种打招呼的方式。 いくらですか。（i ku la de s ka？） 多少钱？ すみません。（su mi ma sen） 不好意思，麻烦你…。相当于英语的“Excuse me”。用于向别人开口时。 ごめんなさい。（go men na sai） 对不起。 どういうことですか。（dou iu ko to de su ka?）
什么意思呢？ 田中さんは中国語(ちゅうごくご)が上手(じょうず)ですね。 （ta na ka san wa jiu go ku ko ga zyou zu de su ne） 田中的中国话说的真好。 まだまだです。（ma da ma da de s） 没什么。没什么。（自谦） どうしたの。（dou si ta no） どうしたんですか。（dou si tan de su ka？） 发生了什么事啊。 なんでもない。（nan de mo nai） 没什么事。 ちょっと待ってください。（jou to ma te ku da sai，可以简单地表达为：jou to） 请稍等一下。 約束(やくそく)します。（ya ku so ko si ma s） 就这么说定了。 これでいいですか。（ko na de i i de su ka？） 这样可以吗？ けっこうです。（ke kou de s） もういいです。（mou i i de s） 不用了。 どうして。（dou si de） なぜ（na ze） 为什么啊？ いただきます（i ta da ki ma s） 那我开动了。（吃饭动筷子前） ごちそうさまでした。（ko ji sou sa ma de si ta） 我吃饱了。（吃完后） ありがとうございます。（a li ga to go za i ma s） 谢谢。 どういたしまして。（dou i ta si ma si de）
日语最基本的100句对话 こんにちは。（kon ni ji wa） 你好。 こんばんは。（kon ban wa） 晚上好。 おはようございます。（o ha you go za i mas） 早上好。 お休(やす)みなさい。（o ya su mi na sai） 晚安。 お元気(げんき)ですか。（o gen ki de s ka？） 您还好吧，相当于英语的“How are you”，一种打招呼的方式。 いくらですか。（i ku la de s ka？） 多少钱？ すみません。（su mi ma sen） 不好意思，麻烦你…。相当于英语的“Excuse me”。用于向别人开口时。 ごめんなさい。（go men na sai） 对不起。 どういうことですか。（dou iu ko to de su ka?） 什么意思呢？ 山田さんは中国語(ちゅうごくご)が上手(じょうず)ですね。 （ta na ka san wa jiu go ku ko ga zyou zu de su ne） 山田的中国话说的真好。 まだまだです。（ma da ma da de s） 没什么。没什么。（自谦） どうしたの。（dou si ta no） どうしたんですか。（dou si tan de su ka？） 发生了什么事啊。 なんでもない。（nan de mo nai） 没什么事。
ちょっと待ってください。（jou to ma te ku da sai，可以简单地表达为：jou to） 请稍等一下。 約束(やくそく)します。（ya ku so ko si ma s） 就这么说定了。 これでいいですか。（ko na de i i de su ka？） 这样可以吗？ けっこうです。（ke kou de s） もういいです。（mou i i de s） 不用了。 どうして。（dou si de） なぜ（na ze） 为什么啊？ いただきます（i ta da ki ma s） 那我开动了。（吃饭动筷子前） ごちそうさまでした。（ko ji sou sa ma de si ta） 我吃饱了。（吃完后） ありがとうございます。（a li ga to go za i ma s） 谢谢。 どういたしまして。（dou i ta si ma si de） 别客气。 本当(ほんとう)ですか。（hon dou de su ka？） 真的？ うれしい。（so ne si i） 我好高兴。（女性用语） よし。いくぞ。（yo si。i ku zo） 好！出发（行动）。（男性用语） いってきます。（i te ki ma s） 我走了。（离开某地对别人说的话） いってらしゃい。（i te la si yai） 您好走。（对要离开的人说的话）
一．X射线荧光分析仪简介 X射线荧光分析仪是一种比较新型的可以对多元素进行快速同事测定的仪器。在X射线激发下，被测元素原子的内层电子发生能级跃迁而发出次级X射线（X-荧光）。波长和能量是从不同的角度来观察描述X射线所采用的两个物理量。波长色散型X射线荧光光谱仪（WD-XRF）。是用晶体分光而后由探测器接受经过衍射的特征X射线信号。如果分光晶体和控测器做同步运动，不断地改变衍射角，便可获得样品内各种元素所产生的特征X射线的波长及各个波长X射线的强度，可以据此进行特定分析和定量分析。该种仪器产生于50年代，由于可以对复杂体进行多组同事测定，受到关注，特别在地质部门，先后配置了这种仪器，分析速度显著提高，起了重要作用。随着科学技术的进步在60年代初发明了半导体探测仪器后，对X荧光进行能谱分析成为可能。能谱色散型X射线荧光光谱仪（ED-XRF），用X射线管产生原级X射线照射到样品上，所产生的特征X射线（荧光）这节进入SI(LI)探测器，便可以据此进行定性分析和定量分析，第一胎ED-XRF是1969年问世的。近几年来，由于商品ED-XRF仪器及仪表计算机软件的发展，功能完善，应用领域拓宽，其特点，优越性日益搜到认识，发展迅猛。 二．波长色散型X射线荧光光谱仪与能量色散型X射线荧光光谱仪的区别 虽然光波色散型（W D-XRF）X射线荧光光谱仪与能量色散型（ED-XRF）X射线荧光光谱仪同属于X射线荧光分析仪，它产生信号的方法相同，最后得到的波谱也极为相似，单由于采集数据的方式不同，WD-XRF（波谱）与WD-XRF(能谱)在原理和仪器结构上有所不同，功能也有区别。 （一）原理区别 X射线荧光光谱法，是用X射线管发出的初级线束辐照样品，激发各化学元素发出二次谱线（X-荧光）。波长色散型荧光光仪（WD-XRF）是用分光晶体将荧光光束色散后，测定各种元素的特征X射线波长和强度，从而测定各种元素的含量。而能量色散型荧光光仪（ED-XRF）是借组高分辨率敏感半导体检查仪器与多道分析器将未色散的X射线荧光按光子能量分离X色线光谱线，根据各元素能量的高低来测定各元素的量，由于原理的不同，故仪器结构也不同。 （二）结构区别 波长色散型荧光光谱仪（WD-XRF），一般由光源（X-射线管），样品室，分光晶体和检测系统等组成。为了准且测量衍射光束与入射光束的夹角，分光晶体系安装在一个精密的测角仪上，还需要一庞大而精密并复杂的机械运动装置。由于晶体的衍射，造成强度的损失，要求作为光源的X射线管的功率要大，一般为2-3千瓦，单X射线管的效率极低，只有1%的功率转化为X射线辐射功率，大部分电能均转化为而能产生高温，所以X射线管需要专门的冷却装置（水冷
出国日语最常用的100句话 こんにちは。（kon ni qi wa） 你好。 こんばんは。（kon ban wa） 晚上好。 おはようございます。（o ha you go za i mas） 早上好。 お休(やす)みなさい。（o ya su mi na sai） 晚安。 お元気(げんき)ですか。（o gen ki de s ka？） 您还好吧，相当于英语的“How are you”，一种打招呼的方式。 いくらですか。（i ku la de s ka？） 多少钱？ すみません。（su mi ma sen） 不好意思，麻烦你…。相当于英语的“Excuse me”。用于向别人开口时。 ごめんなさい。（go men na sai） 对不起。 どういうことですか。（dou iu ko to de su ka?） 什么意思呢？ 山田さんは中国語(ちゅうごくご)が上手(じょうず)ですね。 （ya ma da san wa jiu go ku ko ga zyou zu de su ne） 山田的中国话说的真好。 まだまだです。（ma da ma da de s） 没什么。没什么。（自谦） どうしたの。（dou si ta no） どうしたんですか。（dou si tan de su ka？） 发生了什么事啊。 なんでもない。（nan de mo nai） 没什么事。 ちょっと待ってください。（jou to ma te ku da sai，可以简单地表达为：jou to）请稍等一下。
約束(やくそく)します。（ya ku so ko si ma s） 就这么说定了。 これでいいですか。（korede idesuka ？） 这样可以吗？ けっこうです。（k e kou de s） もういいです。（mou i i de s） 不用了。 どうして。（dou si de） なぜ（na ze） 为什么啊？ いただきます（i ta da ki ma s） 那我开动了。（吃饭动筷子前） ごちそうさまでした。（ko ji sou sa ma de si ta）我吃饱了。（吃完后） ありがとうございます。（a li ga to go za i ma s）谢谢。 どういたしまして。（dou i ta si ma si de） 别客气。 本当(ほんとう)ですか。（hon dou de su ka？）真的？ うれしい。（so ne si i） 我好高兴。（女性用语） よし。いくぞ。（yo si。i ku zo） 好！出发（行动）。（男性用语） いってきます。（i te ki ma s） 我走了。（离开某地对别人说的话） いってらしゃい。（i te la si yai） 您好走。（对要离开的人说的话） いらしゃいませ。（i la si yai ma se） 欢迎光临。
能量色散型X射线荧光光谱仪——演讲稿 什么是能谱仪? 它是一种可以利用X射线对同时多元素进行快速测定的仪器，可以确定其成份和含量。 帕纳科Epsilon 3XLE能谱仪的介绍 Epsilon 3XLE 是一种台式能量色散X 射线荧光(EDXRF) 光谱仪，仪器将最新的激发和探测技术与顶尖的分析软件结合到了一起。最新的硅漂移探测器以及紧凑的光路设计相结合，具有改进的和扩展的轻元素功能（C - Am（锕系95号镅）），可对从C 到Am 的元素进行分析。而一般的能量色散型X射线分析仪的分析范围为从Na到U. 仪器特点 技术先进： 普通能谱仪采用硅掺锂探测器，它采用最新的硅漂移探测技术。而且它的分析软件也是领先的。 测量元素范围广： 具有改进的和扩展的轻元素功能（C - Am（锕系95号镅）），可对从C 到Am 的元素进行分析，而一般的能量色散型X射线分析仪的分析范围为从Na到U.但对于轻元素的测量不太灵敏。 易于操作，可靠且高度灵活： 他不需要事先标样，对样品直接可以测定。操作步骤简单固定。 连续测试重复性极强，测试数据稳定可靠： 测试结果与各元素的特征X射线能量标准参照表非常接近，可重复测量，所得的结果都是一样的。 …… 工作原理 组织结构 X射线荧光激发源——硅漂移探测器——信号放大器——多道脉冲高度分析器X射线荧光激发源： 激发源采用高性能金属陶瓷X 射线管。有不同的电压和电流设置，可产生不同的X射线，用于照射待测样品。 硅漂移探测器： 主要用于探测样品发出的特征X射线。 信号放大器：
用于脉冲信号的放大 多道脉冲高度分析器 它和相应的分析软件相结合，用于确定样品中各元素的种类和含量。 充液氮的作用： 为了使硅中锂稳定和降低晶体管的热噪声 激发源 什么是X射线荧光 简单来说，就是由X射线照射原子所激发的X射线。 X射线荧光的产生原理： 当能量高于原子内层电子结合能的高能X射线与原子发生碰撞时，就能驱逐一个内层电子而出现一个空穴，使整个原子体系处于不稳定的激发态，当较外层的电子跃入内层空穴所释放的能量不在原子内被吸收，而是以辐射形式放出，便产生X 射线荧光，其能量等于两能级之间的能量差。因此，X射线荧光的能量或波长是特征性的，与元素有一一对应的关系。 硅漂移探测器—一种通过光电效应探测光信号的器件 响应速度： 是指由X射线荧光所产生的电子移向探测器正极的速度。移动速度越快，测试越灵敏。怎么提高它的移动速度呢？ 在PN型二极管中存在耗尽层，其产生的内电场使光生电子具有漂移速度，大于耗尽层外的扩散速度。所以让光生电子空穴对的过程尽量发生在耗尽层内，并加反向偏置电压。来增强内电场，加快光生电子的移动。 以上所介绍的是普通的探测器所采用的办法，而硅漂移探测器则利用了侧向耗尽原理。它对二极管的结构进行了改造。相当于两块二极管N段相并，在一段的边缘镀上n+欧姆接触，并加高压，使n型硅晶片被耗尽，也就是形成完全耗尽层（空间电荷区）在中间就可以形成电子电势低谷，这样光生电子或热电子在该电场的作用下，向收集电极漂移，将电信号传给后面的信号放大器。 硅漂移探测器与普通探测器的区别: 不需要液氮制冷，可以在常温下工作； 其电容小，脉冲成形时间也很短（通常简称其容纳电荷的本领为电容）漂移时间虽然较长，但它的计数率（用计数管测定时，将单位时间内X射线通过计数管窗口的光子数）比一般的半导体探测器高几十倍，灵敏度大大提高。 莫塞莱定律：√v=K（Z-α） K为与靶中元素有关的常数 α为屏蔽常数，与电子所在的壳层有关
日语常用句型 (摘自《简明标准日本语》) 1、～は～です …是… 2、～は～ではありません …不是… 3、～は～ですか …是…吗？ 4、～は～の～です …是…的… 5、これは～です/それは～です/あれは～です 这是…/那是…/那是… 6、この～は～です/その～は～です/あの～は～です这个…是…/那个…是…/那个…是… 7、ここは～です/そこは～です/あそこは～です 这里是…/那里是…/那里是… 8、～はここです/～はそこです/～はあそこです …在这里/…在那里/…在那里 9、～も～です …也是… 10、～は～ですか，～ですか …是…还是…呢？
在…点钟(做)… 12、～時から～時まで…ます 从…点至…点(做)… 13、…ます/…ません (做)…/不(做)… 14、～は～でした …是…(过去式) 15、～は～ではありませんでした …不是…(过去式) 16、～で行きます/～で帰ります/～で来ます坐…去/坐…回/坐…来 17、～へ行きます/～へ帰ります/～へ来ます去/回/来… 18、～から来ます 从…来 19、～と行きます 和…去 20、～を…ます/…ます (做)… 21、～で～を…ます/～で…ます在…(做)…
(做)… 23、～で～を…ます 用…(做)… 24、～に～を…ます 给…(做)… 25、～から～を…ます 从…那里… 26、～は～にあります/～は～にいます…在… 27、～に～があります/～に～がいます…有… 28、～は何処ですか …在哪里？ 29、～は…［い］です …是…(形容词作表述语) 30、～は…です …是…(形容动词作表述语) 31、～は…［い］～です…是…的…(形容词作定语) 32、～は…［な］～です…是…的…(形容动词作定语)
一. 目的：为更好的了解、使用、保养此仪器，能更精准的得到金属材料化学成分测试的结果并对 此进行分析，特制订此规程。 二. 范围：本规范规定了仪器的基本操作、仪器的维护和保养、安全注意事项及常见故障处理。 三. 仪器的整机外观及安装环境要求： 3.1 整机外观 1、正面图： 1)样品腔罩：样品腔上盖，握住把手可自由合开。 2)液晶屏：显示仪器管押，管流，真空度等参数。 3)样品平台：放置待检测的样品，其中心位置为测量窗口。 4)高压指示灯：显示X光管高压状态。亮：工作状态；暗：未开启高压。 5)电源指示灯：显示仪器电源状态。亮：开机状态；暗：关机状态。 2、背面图：
USB接口1：通过USB数据线连接电脑主机，以使用仪器内建的摄像头。 USB接口2：通过USB数据线连接电脑主机，以实现仪器和电脑之间的通信。 电源开关：开启与关闭仪器电源。ON:开机；OFF:关机。 电源接口1/电源接口2：连接电源线（根据电源线插头类型选择其一）。 风扇1/风扇2：仪器散热。 抽真空接口：通过螺纹管连接抽真空泵。 3.2 安装环境要求 仪器安装前请仔细阅读以下注意事项： 1.确保充足的安装环境，仪器每一侧距墙、门或其他物器的距离应保持在30cm以上，以便 操作时不受限制。 2.房间要进行特别的防X射线装置处理（如采用防辐射墙料和门窗）； 3.房间内要配备冷暖空调/电脑/打印机等设备。 4.房间不宜有水源、热源、明火、强电磁干扰、易挥发物、易燃物、大量积尘及阳光直射。 5.避免将本机安装在温度极低、温度极高或过热的位置。 6.切勿将本机安装在不平稳的台面、柔软表层（如沙发、地毯等）或易受震动的位置。 四.作业内容： 4.1 基本操作 4.1.1 开关机 开机前请先确保电源、计算机、打印机与仪器间已正常连线。开机步骤为： 1.打开总电源开关； 2.打开仪器电源开关； 3.打开打印机开关； 4.打开计算机主机电源。 注意： ?仪器应配有交流净化稳压电源，以保证电压稳定。 ?请不要在电源插头周围对方物品，以免紧急情况下快速拔出插头。 ?如发现本品有冒烟、发热、异味或异常噪音等，请立即关闭电源开关、拔出电源插头、切勿使用本机。 4.1.2 取放样品 请按以下方法取放样品： 1.握住样品腔罩把手开启样品腔； 2.将待检测的样品放在样品台上； 3.关闭样品腔罩，即可进行检测；
こんにちは。你好。 こんばんは。晚上好。 おはようございます。早上好。 お休(やす)みなさい。晚安。 お元気(げんき)ですか。您还好吧，相当于英语的“How are you”，一种打招呼的方式。 いくらですか。多少钱？ すみません。不好意思，麻烦你…。相当于英语的“Excuse me”。用于向别人开口时。ごめんなさい。对不起。 どういうことですか。什么意思呢？ 山田さんは中国語(ちゅうごくご)が上手(じょうず)ですね。山田的中国话说的真好。 まだまだです。没什么。没什么。（自谦） どうしたの。 どうしたんですか。发生了什么事啊。 なんでもない。没什么事。 ちょっと待ってください。请稍等一下。 約束(やくそく)します。就这么说定了。 これでいいですか。这样可以吗？ けっこうです。 もういいです。不用了。 どうして。 なぜ为什么啊？ いただきます那我开动了。（吃饭动筷子前） ごちそうさまでした。我吃饱了。（吃完后） ありがとうございます。谢谢。 どういたしまして。别客气。 本当(ほんとう)ですか。真的？ うれしい。我好高兴。（女性用语） よし。いくぞ。好！出发（行动）。（男性用语） いってきます。我走了。（离开某地对别人说的话） いってらしゃい。您好走。（对要离开的人说的话） いらしゃいませ。欢迎光临。 また、どうぞお越(こ) しください。欢迎下次光临。 じゃ、またね。 では、また。再见（比较通用的用法） 信(しん) じられない。真令人难以相信。 どうも。该词意思模糊。有多谢、不好意思、对不起等多种意思，可以说是个万能词。あ、そうだ。啊，对了。表示突然想起另一个话题或事情。（男性用语居多） えへ？表示轻微惊讶的感叹语。 うん、いいわよ。恩，好的。（女性用语，心跳回忆中藤崎答应约会邀请时说的：）） ううん、そうじゃない。不，不是那样的。（女性用语） がんばってください。请加油。（日本人临别时多用此语） がんばります。我会加油的。 ご苦労(くろう) さま。辛苦了。（用于上级对下级） お疲(つか)れさま。辛苦了。（用于下级对上级和平级间） どうぞ遠慮(えんりょ) なく。请别客气。
实用日语句 日本国际广播电台(华语广播) 100 役立つ日本語100 の表現 やくだにほんごひょうげん 封面的日语单词是按照一定规则排列的，您发现了吗？ 请出声念念看。 目录 前言日语是什么样的语言？ 短剧《初到东京》 剧中人物 课文（100 课） 日语百草园 使用身体词汇表达的惯用语（谜面）〃（谜底）从俳句看日本的四季 (2) (4) (5) (65) (72) (74) 日语小常识 时间......18 货币......25星期......31 月份......35数量 (61) 主要场面 在成田机场在机场大巴上相约再见 在出租车上到家后早餐 去训练训练结束后在餐厅 迷路了打公用电话受到邀请 生日聚会在道场镰仓之旅 发烧了在医院升段考试
去买礼物别了，日本从成田启程 2 日语是什么样的语言？ 以日语为母语的人几乎都是日本人。日本的人口大约有1 亿2800 万人。除此以外，据统计，世界上还有大约300 万人在学习日语。那么，日语是怎样形成的呢？虽然日语里有很多地方和朝鲜语相似，但是有关日语的起源和语系的问题，目前还没有定论。 日语的特征之一是口语不太难。就发音而言，日语里只有5 个母音和10 几个子音。相对说来，每个音都比较容易发。相比之下，书面用语就有一定难度了，因为日语和其他语言不同，要把几种文字搭配起来使用。 日语里主要有3 种文字。一种是表意文字“汉字”，它起源于中国，在公元5、6 世纪左右被传到日本；另一种是日本固有的表音文字“平假名”；还有一种是主要用于表达外来事物的表音文字“片假名”。“平假名”和“片假名”分别有46 个文字。而汉字，一般说来在日常生活中必需掌握的大约有2000 个字。日本的小学生在1 年级时要学习80 个汉字，到小学6 年级毕业时，一共要掌握1006 个汉字。 3 日语还有一个特征就是吸收了很多外语词汇。古时候，在汉字被传到日本的同时，大量的汉语词汇也被吸收到日语当中。从16 世纪左右开始，西班牙语、葡萄牙语、阿拉伯语、英语、法语等的很多词汇也陆续被纳入日语中。在日语的外来语当中，使用片假名书写的大都是近代以后传入日本的单词。 4 登場 とうじょう 人物 じんぶつ 5 第1 课“对不起” ～在成田机场①～
?４４?Ｍａｒ．２０１０Ｅｌｅｃｔｒｏｐｌａｔｉｎｇ＆ＰｏｌｌｕｔｉｏｎＣｏｎｔｒｏｌＶ０１．３０Ｎｏ．２?分析? 能量色散Ｘ射线荧光光谱法分析 镀液中金离子的质量浓度 ＡｎａｌｙｓｉｓｏｆＧｏｌｄＩｏｎ ＭａｓｓＣｏｎｃｅｎｔｒａｔｉｏｎｉｎＰｌａｔｉｎｇＳｏｌｕｔｉｏｎｂｙ Ｅｎｅｒｇｙ‘＿ＤｉｓｐｅｒｓｉｖｅＸ－－ＲａｙＦｌｕｏｒｅｓｃｅｎｃｅＳｐｅｃｔｒｏｍｅｔｒｙ 孙雪萍 （上海无线电设备研究所，上海２０００９０） ＳＵＮＸｕｅ－ｐｉｎｇ （ＳｈａｎｇｈａｉＷｉｒｅｌｅｓｓＥｑｕｉｐｍｅｎｔＩｎｓｔｉｔｕｔｅ，Ｓｈａｎｇｈａｉ２０００９０，Ｃｈｉｎａ） 摘要：采用能量色散Ｘ射线荧光光谱法（ＥＤＸＲＦ）对镀液中金离子的质量浓度进行定量分析，介绍了标样的配制方法和镀液的分析方法，并与化学分析法的测定结果进行了对比。结果表明：该方法具有较高的准确度和精密度，操作方便，为检测镀液中金离子的质量浓度提供了新的手段。 关键词：能量色散ｘ射线荧光光谱法ｆ定量分析；镀液；金离子 Ａｂｓｔｒａｃｔ：Ｔｈｅｅｎｅｒｇｙ－ｄｉｓｐｅｒｓｉｖｅＸ－ｒａｙｆｌｕｏｒｅｓｃｅｎｃｅｓｐｅｃｔｒｏｍｅｔｒｙｍｅｔｈｏｄ（ＥＤＸＲＦ）ｉｓａｐｐｌｉｅｄｆｏｒｑｕａｎｔｉｔａｔｉｖｅａｎａｌｙｓｉｓｏｆｔｈｅｇｏｌｄｉｏｎ［ｎａｓｓｃｏｎｃｅｎｔｒａｔｉｏｎｉｎｐｌａｔｉｎｇｓｏｌｕｔｉｏｎ．Ｔｈｅｐｒｅｐａｒｔｉｏｎｍｅｔｈｏｄｏｆｓｔａｎｄａｒｄｓａｍｐｌｅａｎｄａｎａｌｙｓｉｓｍｅｔｈｏｄｏｆｐｌａｔｉｎｇｓｏｌｕｔｉｏｎａｒｅｉｎｔｒｏｄｕｃｅｄ，ａｎｄｔｈｅａｎａｌｙｓｉｓｒｅｓｕｌｔｓａｒｅｃｏｍｐａｒｅｄｗｉｔｈｃｈｅｍｉｃａｌａｎａｌｙｓｉｓｍｅｔｈｏｄ．Ｔｈｅｅｘｐｅｒｉｍｅｎｔａｌｒｅｓｕｌｔｓｓｈｏｗｔｈａｔｔｈｉｓｍｅｔｈｏｄｉｓａｃｃｕｒａｔｅ，ｐｒｅｃｉｓｅａｎｄｃｏｎｖｅｎｉｅｎｔ，ｗｈｉｃｈｐｒｏｖｉｄｅｓａｎｅｗｍｅｔｈｏｄｆｏｒａｎａｌｙｓｉｓｏｆｇｏｌｄｉｏｎｍａｓｓｃｏｎｃｅｎｔｒａｔｉｏｎｉｎｐｌａｔｉｎｇｓｏｌｕｔｉｏｎ． Ｋｅｙｗｏｒｄｓ：ｅｎｅｒｇｙ－ｄｉｓｐｅｒｓｉｖｅＸ－ｒａｙｆｌｕｏｒｅｓｃｅｎｃｅｓｐｅｃｔｒｏｍｅｔｒｙ；ｑｕａｎｔｉｔａｔｉｖｅａｎａｌｙｓｉｓ；ｐｌａｔｉｎｇｓｏｌｕｔｉｏｎ；ｇｏｌｄｉｏｎ 中图分类号：ＴＱ１５３文献标识码：Ａ文章编号：１０００－４７４２（２０１０）０２－００４４—０３ ０前言 镀液中金离子的质量浓度直接影响着镀金件的表面质量，由于电镀过程中金离子不断消耗，需要定期检测镀液中的金离子的质量浓度。目前多数实验室采用传统的容量法定量分析镀液中金离子的质量浓度［１‘３］，该方法存在着以下缺点：（１）每次分析，贵金属浪费较大；（２）分析时间长，分析人员劳动强度高，人为的偶然误差较大；（３）分析时挥发出大量氮氧化物、氰化氢气体，不仅污染环境，而且损害人体健康。部分实验室采用波长色散Ｘ射线荧光光谱仪进行分析，但该仪器价格昂贵，配套设施多，维修成本高‘“。 本方法选用能量色散Ｘ射线荧光光谱仪对镀液中金离子的质量浓度进行定量分析，有效克服了化学分析方法的不足，并且在仪器价格上仅为波长色散Ｘ射线荧光光谱分析仪的１／４＂＂１／２，维护和使用方便［５＿６］。本方法使用自配的标准溶液进行校正，有效满足了测量精度要求；采用软件自动去除镀液中水质背景的干扰，过滤不相关元素Ｋ，Ｃｏ等，最大限度地降低杂质对测量的影响；通过试验确定了最佳的测量工艺参数。实践应用表明：该方法快速、无毒、成本低，完全能达到生产上要求的准确度和精密度，是一种较为理想的快速分析方法。 １分析原理 能量色散Ｘ射线荧光光谱法通过分析样品被激发出的特征Ｘ射线，得到样品中特定元素的质量浓度，可执行周期表从铝元素到铀元素的非破坏性分析。其可分析的样品种类从固体到液体、粉末、微粒以及薄膜，具有多元素同时测定、分析速度快、重现性好、成本低和非破坏测定等优点。其分析镀液的方法是：将待测镀液置于仪器专用附件中，并用Ｘ射线照射待测镀液。此时，镀液将产生特定的Ｘ射线荧光，检测系统将其接收，并转换为相应的电脉冲信号记录下来，即：形成所谓的光谱图，如图１所示。通过对光谱图进行运算，计算特征Ｘ射线的强度，并与标准特征强度相比较，即可得到镀液中相应元素的质量浓度。 镀液中待测元素的质量浓度是４种因子的函数［４３，即： Ｃｉ—ＫｉＩｉＭＩＳｉ（１） 万方数据
【阿里巴巴化工】摘要：波长色散X射线谱法是用X射线光谱仪进行微区化学成分分析的方法。从谱峰波长可确定试样所含元素，从谱峰强度可计算元素的含量。 一、X-射线荧光分析仪(XRF)简介 X-射线荧光分析仪(XRF)是一种较新型的可以对多元素进行快速同时测定的仪器。在X射线激发下，被测元素原子的内层电子发生能级跃迁而发出次级X射线(即X-荧光)。波长和能量是从不同的角度来观察描述X射线所采用的两个物理量。波长色散型X射线荧光光谱仪(WD-XRF)是用晶体分光而后由探测器接收经过衍射的特征X-射线信号。如果分光晶体和探测器作同步运动，不断地改变衍射角，便可获得样品内各种元素所产生的特征X-射线的波长及各个波长X-射线的强度。可以据此进行定性分析和定量分析。该种仪器产生于50年代，由于可以对复杂体系进行多组分同时测定，受到关注，特别在地质部门，先后配置这种仪器，分析速度显著提高，起了重要作用。随着科学技术的进步，在60年代初发明了半导体探测器以后，对X-荧光进行能谱分析成为可能。能谱色散型X-射线荧光光谱仪(ED-XRF)，用X 射线管产生原级X射线照射到样品上，所产生的特征X射线(荧光)直接进入Si(Li)探测器，便可以据此进行定性分析和定量分析。第一台ED-XRF是1969年问世锝近几年来，由于商品ED-XRF仪器及计算机软件的发展，功能完善，应用领域拓宽，其特点、优越性日益受到认识，发展迅猛。 二、波长色散型X射线荧光光谱仪与能量色散型X射线荧光光谱仪的区别 虽然波长色散型(ED-XRF)X射线荧光光谱仪与能量色散型(WD-XRF)X射线荧光光谱仪同属X射线荧光分析仪，它们产生信号的方法相同，最后得到的波谱或者能谱也极为相似，但由于采集数据的方式不同，ED-XRF(波谱)与WD-XRF(能谱)在原理和仪器结构上有所不同，功能也有区别。 (一)原理区别 X-射线荧光光谱法，是用X-射线管发出的初级线束辐照样品，激发各化学元素发出二次谱线(X-荧光)。波长色散型荧光光仪(WD-XRF)是分光晶体将荧光光束色散后，测定各种元素的含量。而能量色散型X射线荧光光仪(WD-XRF)是借助高分辨率敏感半导体检测器与多道分析器将未色散的X-射线按光子能量分离X-射线光谱线，根据各元素能量的高低来测定各元素的量。由于原理不同，故仪器结构也不同。 (二)结构区别 波长色散型荧光光谱仪(WD-XRF)，一般由光源(X-射线管)、样品室、分光晶体和检测系统等组成。为了准确测量衍射光束与入射光束的夹角，分光晶体系安装在一个精密的测角仪上，还需要一庞大而精密并复杂的机械运动装置。由于晶体的衍射，造成强度的损失，要求作为光源的X-射线管的功率要大，一般为2～3千瓦。但X-射线管的效率极低，只有1%的电功率转化为X-射线辐射功率，大部分电能均转化为热能产生高温，所以X-射线管需要专门的冷却装置(水冷或油冷)，因此波谱仪的价格往往比能谱仪高。能量色散型荧光光谱仪(WD-XRF)，一般由光源(X-射线管)、样品室和检测系统等组成，与波长色散型荧光光谱仪的区别在于它用不分光晶体。由于这一特点，使能量色散型荧光光仪具有如下优点：